Меню

Что такое кластер во вселенной

Что представляют собой гигантские космические структуры?

Хотя это может казаться неочевидным, галактики не просто случайным образом распределены во Вселенной. Вместо этого они сгруппированы в большие нити, разделенные гигантскими пустотами пространства. Каждая нить в основном представляет собой стену галактик, простирающуюся на сотни миллионов световых лет. Интересно, что одну из самых больших структур в известной Вселенной астрономы обнаружили совсем недавно, а ведь это гигантская стена галактик длиной около 1,4 миллиарда световых лет! Учитывая, насколько близко к нам находится это массивное сооружение, удивительно, что ученые не замечали его раньше. В течение последних десяти лет международная группа астрономов во главе с Брентом Талли из Института астрономии Гавайского университета занималась составлением карт распределения галактик вокруг Млечного Пути. Астрономы назвали эту недавно определенную структуру «Стеной Южного полюса», которая находится за пределами Ланиакеи – огромного сверхскопления галактик, включая нашу собственную.

Наша Галактика быстро движется к массивной области космического пространства – Великому аттрактору.

Вселенная в больших масштабах

В самых больших масштабах Вселенная выглядит как огромная космическая паутина. Звезды соединяются в галактики, которые группируются в галактические группы. Многие группы, связанные вместе, приводят к скоплениям галактик, и иногда кластеры сливаются вместе, создавая еще более крупные кластеры. Многие скопления вместе, охватывающие сотни миллионов или даже миллиарды световых лет в поперечнике, по-видимому, образуют самые большие структуры из всех: сверхскопления.

Наше собственное сверхскопление – Ланиакея – состоит примерно из 100 000 галактик, более чем в 10 раз богаче, чем самые крупные известные скопления. Однако эти сверхскопления только кажутся структурами. По мере старения Вселенной отдельные компоненты сверхскоплений раздвигаются, показывая, что они все-таки не являются истинными структурами.

Ланиакея и соседнее сверхскопление галактик Персея-Рыб. Изображение: nature.com

Горячее море материи и излучения, будучи плотным и расширяющимся, со временем остывает. В результате, в течение достаточно долгого времени будут формироваться атомные ядра, нейтральные атомы и, в конечном итоге, звезды, галактики и их скопления. Непреодолимая сила гравитации делает это неизбежным, благодаря ее воздействию как на обычную (атомную) материю, которую мы знаем, так и на темную материю, заполняющую нашу Вселенную, природа которой до сих пор неизвестна.

Еще больше увлекательных статей о последних открытиях в области астрономии и астрофизики, читайте на нашем канале в Яндекс.Дзен. Там регулярно выходят статьи, которых нет на сайте!

За пределами Млечного Пути

Когда мы смотрим во Вселенную – за пределы нашей галактики, эта картина имеет огромное значение. По крайней мере, так кажется на первый взгляд. В то время как многие галактики существуют изолированно или сгруппированы в коллекции только из нескольких, во Вселенной также существуют огромные гравитационные «колодцы», которые притягивают сотни или даже тысячи галактик, создавая огромные скопления.

Довольно часто в центре находятся сверхмассивные эллиптические галактики, причем самая массивная из обнаруженных на сегодня показана ниже: это IC 1101, она более чем в тысячу раз массивнее нашего собственного Млечного Пути.

Самая массивная галактика из известных – IC 1101 – выглядит так.

Так что же больше скопления галактик? Сверхскопления – это скопления скоплений, соединенных большими космическими нитями темной и нормальной материи, гравитация которых взаимно притягивает их к их общему центру масс. Вы не были бы одиноки, если бы думали, что это всего лишь вопрос времени – то есть времени и гравитации – когда все скопления, составляющие сверхскопление, сольются вместе. Когда это произойдет, мы, в конечном итоге, сможем наблюдать единую связанную космическую структуру беспрецедентной массы.

Местная группа галактик

В нашем собственном районе местная группа, состоящая из Андромеды, Млечного Пути, Треугольника и, возможно, 50 меньших карликовых галактик, находится на окраине сверхскопления Ланиакея. Наше местоположение помещает нас примерно в 50 000 000 световых лет от основного источника массы: массивного скопления Девы, которое содержит более тысячи галактик размером с Млечный Путь. По пути можно найти много других галактик, групп галактик и небольших скоплений.

Читайте также:  Что дает энергию вселенной

В еще больших масштабах скопление Девы является лишь одним из многих в той части Вселенной, которую мы нанесли на карту, наряду с двумя ближайшими: скоплением Центавра и скоплением Персея-Рыб. Там, где галактики наиболее сконцентрированы, представляют собой самые большие скопления массы; там, где линии соединяют их вдоль нитей, мы находим «нити» галактик, похожие на жемчужины, слишком тонкие на ожерелье; и в больших пузырьках между нитями мы находим огромную недостаточную плотность материи, поскольку эти области отдали свою массу более плотным.

Млечный Путь окружают другие, более мелкие галактики.

Если мы посмотрим на наше собственное окружение, то обнаружим, что существует большая коллекция из более чем 3000 галактик, которая составляет крупномасштабную структуру, включающую нас, Деву, Льва и многие другие окружающие группы. Плотное скопление Девы – самая большая его часть, составляющая чуть более трети общей массы, но в нем есть много других концентраций массы, включая нашу собственную локальную группу, соединенных вместе невидимой силой гравитации и невидимыми нитями темной материи.

Великая тайна

Здорово, правда? Вот только на самом деле эти структуры не настоящие. Они не связаны друг с другом и никогда не станут таковыми. Однако сама идея существования сверхскоплений и название для нашего – Ланиакея – будут сохраняться в течение длительного времени. Вот только назвав объект, реальным его не сделаешь: через миллиарды лет все различные компоненты будут просто разбросаны все дальше и дальше друг от друга, и в самом отдаленном будущем нашего воображения они исчезнут из поля зрения. Все это из-за того простого факта, что сверхскопления, несмотря на их названия, вовсе не являются структурами, а просто временными конфигурациями, которым суждено быть разорванными расширением Вселенной.

Источник

Звездное скопление — Star cluster

Звездные скопления — это большие группы звезд . Можно выделить два основных типа звездных скоплений: шаровые скопления — это плотные группы, состоящие из сотен и миллионов старых звезд, которые гравитационно связаны, а рассеянные скопления — это более слабые группы звезд, обычно содержащие менее нескольких сотен членов и часто Очень молод. Открытые скопления со временем разрушаются гравитационным влиянием гигантских молекулярных облаков, когда они движутся через галактику , но члены скопления будут продолжать двигаться в общем в том же направлении через пространство, даже если они больше не связаны гравитацией; затем они известны как звездная ассоциация , иногда также называемая движущейся группой .

Звездные скопления, видимые невооруженным глазом, включают Плеяды , Гиады и 47 Тукан .

СОДЕРЖАНИЕ

Шаровое скопление

Шаровые скопления представляют собой примерно сферические группы от 10 тысяч до нескольких миллионов звезд, расположенных в областях от 10 до 30 световых лет в поперечнике. Обычно они состоят из очень старых звезд населения II — всего на несколько сотен миллионов лет моложе самой Вселенной — в основном желто-красных, с массой меньше двух масс Солнца . Такие звезды преобладают в скоплениях, потому что более горячие и массивные звезды взорвались как сверхновые или эволюционировали через фазы планетарных туманностей, чтобы закончиться как белые карлики . Тем не менее, несколько редких голубых звезд существуют в шаровиках, которые, как считается, образовались в результате слияния звезд в их плотных внутренних областях; эти звезды известны как голубые отставшие .

В нашей Галактике шаровые скопления распределены примерно сферически в галактическом гало вокруг Галактического центра , вращаясь вокруг центра по сильно эллиптическим орбитам . В 1917 году астроном Харлоу Шепли сделал первую достойную оценку расстояния Солнца от центра Галактики на основе распределения шаровых скоплений.

Читайте также:  Законы вселенной для исполнения всех желаний

До середины 1990-х шаровые скопления были причиной большой загадки в астрономии, поскольку теории звездной эволюции давали возраст самых старых членов шаровых скоплений, превышающий предполагаемый возраст Вселенной. Однако значительно улучшенные измерения расстояний до шаровых скоплений с помощью спутника Hipparcos и все более точные измерения постоянной Хаббла разрешили парадокс, дав возраст Вселенной около 13 миллиардов лет и возраст самых старых звезд на несколько сотен миллионов лет меньше. .

Наша Галактика насчитывает около 150 шаровых скоплений, некоторые из которых, возможно, были захваченными ядрами небольших галактик, лишенных звезд ранее на их внешних границах приливами Млечного Пути , как, по-видимому, имеет место в случае шарового скопления M79 . Некоторые галактики гораздо богаче шаровиками, чем Млечный Путь: в гигантской эллиптической галактике M87 их более тысячи.

Некоторые из самых ярких шаровых скоплений видны невооруженным глазом ; самая яркая, Омега Центавра , наблюдалась в древности и занесена в каталог как звезда еще до телескопической эры. Самое яркое шаровое скопление в северном полушарии — M13 в созвездии Геркулеса .

Открытый кластер

Открытые скопления сильно отличаются от шаровых скоплений. В отличие от сферически распределенных шаровиков, они ограничены галактической плоскостью и почти всегда находятся внутри спиральных рукавов . Как правило, это молодые объекты возрастом до нескольких десятков миллионов лет, за некоторыми редкими исключениями, возраст которых составляет несколько миллиардов лет, например, такие как Мессье 67 (самое близкое и наиболее наблюдаемое старое рассеянное скопление). Они образуют области H II, такие как туманность Ориона .

В рассеянных скоплениях обычно насчитывается до нескольких сотен членов в пределах области размером до 30 световых лет в поперечнике. Поскольку они гораздо менее населенны, чем шаровые скопления, они гораздо менее сильно связаны гравитацией и со временем разрушаются гравитацией гигантских молекулярных облаков и других скоплений. Близкие контакты между членами скопления также могут привести к выбросу звезд — процессу, известному как «испарение».

Наиболее заметными рассеянными скоплениями являются Плеяды и Гиады в Тельце . Двойное скопление в час + Chi Персея также может быть видным под темным небом. В рассеянных скоплениях часто преобладают горячие молодые голубые звезды, потому что, хотя такие звезды недолговечны в звездном отношении, длятся всего несколько десятков миллионов лет, рассеянные скопления имеют тенденцию рассеиваться до того, как эти звезды умирают.

Установление точных расстояний до рассеянных скоплений позволяет провести калибровку зависимости периода от светимости, показанной переменными звездами цефеид , которые затем используются в качестве стандартных свечей . Цефеиды светятся и могут использоваться для определения расстояний до удаленных галактик и скорости расширения Вселенной ( постоянной Хаббла ). Действительно, в открытом кластере NGC 7790 находятся три классические цефеиды, которые имеют решающее значение для таких усилий.

Встроенный кластер

Вложенные скопления — это группы очень молодых звезд, которые частично или полностью заключены в межзвездную пыль или газ, которые часто недоступны для оптических наблюдений. Встроенные скопления образуются в молекулярных облаках , когда облака начинают схлопываться и образовывать звезды . В этих скоплениях часто происходит звездообразование, поэтому встроенные скопления могут быть домом для различных типов молодых звездных объектов, включая протозвезды и звезды до главной последовательности . Примером встроенного кластера является скопление Трапеция в туманности Ориона . В области ядра облака ρ Ophiuchi (L1688) находится встроенный кластер.

Фаза погруженного скопления может длиться несколько миллионов лет, после чего газ в облаке истощается в результате звездообразования или рассеивается из-за радиационного давления , звездных ветров и истоков или взрывов сверхновых . Обычно менее 30% массы облака превращается в звезды до того, как облако рассеивается, но эта доля может быть выше в особенно плотных частях облака. С потерей массы в облаке изменяется энергия системы, что часто приводит к разрушению звездного скопления. Большинство молодых встроенных скоплений рассеиваются вскоре после окончания звездообразования.

Читайте также:  Необъяснимая вселенная нил тайсон

Обнаруженные в Галактике рассеянные скопления — это бывшие встроенные скопления, которые смогли пережить раннюю эволюцию скоплений. Однако почти все свободно плавающие звезды, включая Солнце , изначально родились во встроенных скоплениях, которые распались.

Супер звездное скопление

Сверхзвездные скопления — это очень большие области недавнего звездообразования, которые считаются предшественниками шаровых скоплений. Примеры включают Вестерлунд 1 в Млечном Пути.

Промежуточные формы

В 2005 году астрономы обнаружили новый тип звездного скопления в Галактике Андромеды, которое во многих отношениях очень похоже на шаровые скопления, хотя и менее плотно. В Млечном Пути нет таких скоплений (которые также известны как протяженные шаровые скопления ). В Галактике Андромеды обнаружены три объекта : M31WFS C1, M31WFS C2 и M31WFS C3 .

Эти недавно обнаруженные звездные скопления содержат сотни тысяч звезд, такое же количество, что и шаровые скопления. Скопления также имеют общие характеристики с шаровыми скоплениями, например, звездное население и металличность. Что отличает их от шаровых скоплений, так это то, что они намного больше — несколько сотен световых лет в поперечнике — и в сотни раз менее плотны. Таким образом, расстояния между звездами намного больше. Скопления обладают промежуточными свойствами между шаровыми скоплениями и карликовыми сфероидальными галактиками .

Как образуются эти скопления, пока неизвестно, но их образование вполне может быть связано с образованием шаровых скоплений. Почему у M31 есть такие скопления, а у Млечного Пути нет, пока не известно. Также неизвестно, содержит ли какая-либо другая галактика подобные скопления, но очень маловероятно, что M31 является единственной галактикой с протяженными скоплениями.

Другой тип скоплений — это слабые нечеткие частицы, которые пока обнаружены только в линзовидных галактиках, таких как NGC 1023 и NGC 3384 . Они характеризуются большим размером по сравнению с шаровыми скоплениями и кольцевым распределением вокруг центров их родительских галактик. В последнем случае они кажутся старыми объектами.

Астрономическое значение

Звездные скопления важны во многих областях астрономии. Причина этого в том, что почти все звезды в старых скоплениях родились примерно в одно и то же время. Различные свойства всех звезд в скоплении зависят только от массы, поэтому теории звездной эволюции основываются на наблюдениях открытых и шаровых скоплений. В первую очередь это справедливо для старых шаровых скоплений. В случае молодых (возраст Звездное облако

Технически это не звездные скопления, звездные облака представляют собой большие группы из многих звезд в галактике , разбросанные на очень многих световых годах в космосе. Часто они содержат внутри себя звездные скопления. Звезды кажутся плотно упакованными, но обычно не являются частью какой-либо структуры. В пределах Млечного Пути звездные облака видны сквозь промежутки между пылевыми облаками Великой Трещины , позволяя более глубокие виды вдоль нашего конкретного луча зрения. Звездные облака также были обнаружены в других близлежащих галактиках. Примеры звездных облаков включают Большой Стрелец Звезда Облако , Малый Стрелец Звезду Облако , скутум Star Cloud , Cygnus Star Cloud , Норму Star Cloud и NGC 206 в Андромеде .

Номенклатура

В 1979 году 17-я генеральная ассамблея Международного астрономического союза рекомендовала, чтобы вновь обнаруженные звездные скопления, открытые или шаровидные, в Галактике имели обозначения, следующие за условным обозначением «Chhmm ± ddd», всегда начинающиеся с префикса C , где h , m и d представляют собой приблизительные координаты центра скопления в часах и минутах прямого восхождения и градусах склонения , соответственно, с ведущими нулями. Назначенное однажды обозначение не должно изменяться, даже если последующие измерения улучшат положение центра кластера. Первое из таких обозначений было присвоено Госта Лынга в 1982 году.

Источник